Cygnus X-1
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Coordenadas : Mapa del cielo 19 h 58 m 21.6756 s , + 35 ° 12 ′ 05.775 ″

Cygnus X-1 / HDE 226868
Diagrama que muestra las posiciones de las estrellas y los límites de la constelación de Cygnus y sus alrededores
Cercle rouge 100% .svg
La ubicación de Cygnus X-1 (en un círculo) a la izquierda de Eta Cygni en la constelación de Cygnus según las coordenadas conocidas [1]
Datos de observación Epoch J2000       Equinox J2000
ConstelaciónCygnus
Ascensión recta19 h 58 m 21.67595 s [1]
Declinación+ 35 ° 12 ′ 05.7783 ″ [1]
Magnitud aparente  (V)8,95 [2]
Caracteristicas
Tipo espectralO9.7Iab [2]
Índice de color U − B−0,30 [3]
Índice de color B − V+0,81 [3]
Tipo variableVariable elipsoidal
Astrometria
Velocidad radial (R v )−13 [2]  km / s
Movimiento adecuado (μ) RA:  −3,37 [1]  mas / año
Dec .:  −7,15 [1]  mas / año
Paralaje (π)0,539 ± 0,033 [4]  mas
Distancia6.100 ± 400  ly
(1.900 ± 100  pc )
Magnitud absoluta  (M V )−6,5 ± 0,2 [5]
Detalles
Masa21,2 [6] [7]  M ☉
Radio20-22 [8]  R ☉
Luminosidad3–4 × 10 5 [8]  L ☉
Gravedad superficial (log  g )3,31 ± 0,07 [9]  cgs
Temperatura31 000 [10]  K
Rotacióncada 5,6 días
La edad5 [11]  Myr
Otras designaciones
AG (o AGK2) +35 1910, BD +34 3815, HD (o HDE)  226868, HIP  98298, SAO  69181, V1357 Cyg. [2]
Referencias de la base de datos
SIMBADdatos

Cygnus X-1 (abreviado Cyg X-1 ) [12] es una fuente de rayos X galáctica en la constelación Cygnus y fue la primera fuente de este tipo ampliamente aceptada como un agujero negro . [13] [14] Fue descubierto en 1964 durante un vuelo de cohete y es una de las fuentes de rayos X más fuertes vistas desde la Tierra, produciendo una densidad de flujo de rayos X máxima de2,3 × 10 −23  W m −2 Hz −1 (2,3 × 10 3  Jansky ). [15] [16] Sigue siendo uno de los objetos astronómicos más estudiados de su clase. Ahora se estima que el objeto compacto tiene una masa de aproximadamente 21,2 veces la masa del Sol [6] [7] y se ha demostrado que es demasiado pequeño para ser cualquier tipo conocido de estrella normal u otro objeto probable además de un agujero negro. [17] Si es así, el radio de su horizonte de eventos tiene300  km "como límite superior a la dimensión lineal de la región de origen" de estallidos ocasionales de rayos X que duran sólo alrededor de 1 ms. [18]

Cygnus X-1 pertenece a un sistema binario de rayos X de alta masa , ubicado a unos 6.070 años  luz del Sol , que incluye una estrella variable supergigante azul designada HDE 226868 [19] que orbita a aproximadamente 0.2 AU, o 20% de la distancia de la Tierra al Sol. Un viento estelar de la estrella proporciona material para un disco de acreción alrededor de la fuente de rayos X. [20] La materia en el disco interno se calienta a millones de grados, generando los rayos X observados. [21] [22] Un par de chorros , dispuestos perpendicularmenteal disco, están transportando parte de la energía del material que cae al espacio interestelar. [23]

Este sistema puede pertenecer a una asociación estelar llamada Cygnus OB3, lo que significaría que Cygnus X-1 tiene unos cinco millones de años y se formó a partir de una estrella progenitora que tenía más de40  masas solares . La mayor parte de la masa de la estrella se desprendió, probablemente como un viento estelar. Si esta estrella hubiera explotado como una supernova , la fuerza resultante probablemente habría expulsado el remanente del sistema. Por lo tanto, la estrella puede haber colapsado directamente en un agujero negro. [11]

Cygnus X-1 fue objeto de una amistosa apuesta científica entre los físicos Stephen Hawking y Kip Thorne en 1975, con Hawking apostando a que no era un agujero negro. Aceptó la apuesta en 1990 después de que los datos de observación hubieran fortalecido el caso de que efectivamente había un agujero negro en el sistema. Esta hipótesis carece de evidencia empírica directa, pero en general se ha aceptado a partir de evidencia indirecta. [24]

Descubrimiento y observación

La observación de las emisiones de rayos X permite a los astrónomos estudiar fenómenos celestes que involucran gases con temperaturas en millones de grados. Sin embargo, debido a que la atmósfera de la Tierra bloquea las emisiones de rayos X , la observación de fuentes de rayos X celestes no es posible sin instrumentos de elevación a altitudes donde los rayos X pueden penetrar. [25] [26] Cygnus X-1 fue descubierto usando instrumentos de rayos X que fueron transportados en alto por un cohete sonoro lanzado desde White Sands Missile Range en Nuevo México . Como parte de un esfuerzo continuo para mapear estas fuentes, se realizó una encuesta en 1964 utilizando dos Aerobeecohetes suborbitales. Los cohetes llevaban contadores Geiger para medir la emisión de rayos X en el rango de longitud de onda 1–15  Å en una sección del cielo de 8,4 °. Estos instrumentos recorrieron el cielo mientras los cohetes giraban, produciendo un mapa de escaneos muy cercanos. [12]

Como resultado de estos estudios, se descubrieron ocho nuevas fuentes de rayos X cósmicos, incluida Cyg XR-1 (más tarde Cyg X-1) en la constelación de Cygnus. Las coordenadas celestes de esta fuente se estimaron como ascensión recta 19 h 53 m y declinación 34,6 °. No se asoció con ninguna fuente de radio u óptica especialmente prominente en esa posición. [12]

Al ver la necesidad de estudios de mayor duración, en 1963 Riccardo Giacconi y Herb Gursky propusieron el primer satélite orbital para estudiar fuentes de rayos X. La NASA lanzó su satélite Uhuru en 1970, [27] que llevó al descubrimiento de 300 nuevas fuentes de rayos X. [28] Las observaciones extendidas de Uhuru de Cygnus X-1 mostraron fluctuaciones en la intensidad de los rayos X que ocurren varias veces por segundo. [29] Esta rápida variación significó que la generación de energía debe tener lugar en una región relativamente pequeña de aproximadamente10 5  km , [30] ya que la velocidad de la luz restringe la comunicación entre regiones más distantes. Para una comparación de tamaño, el diámetro del Sol es de aproximadamente1,4 × 10 6  km .

En abril-mayo de 1971, Luc Braes y George K. Miley del Observatorio de Leiden , e independientemente Robert M. Hjellming y Campbell Wade en el Observatorio Nacional de Radioastronomía , [31] detectaron emisiones de radio de Cygnus X-1 y su posición de radio precisa señaló la fuente de rayos X a la estrella AGK2 +35 1910 = HDE 226868. [32] [33] En la esfera celeste , esta estrella se encuentra aproximadamente a medio grado de la estrella de cuarta magnitud Eta Cygni . [34]Es una estrella supergigante que, por sí misma, es incapaz de emitir las cantidades observadas de rayos X. Por lo tanto, la estrella debe tener un compañero que pueda calentar el gas a los millones de grados necesarios para producir la fuente de radiación de Cygnus X-1.

Louise Webster y Paul Murdin , en el Observatorio Real de Greenwich , [35] y Charles Thomas Bolton , que trabajan de forma independiente en la Universidad de Toronto 's Observatorio Dunlap David , [36] anunciaron el descubrimiento de un compañero oculto masiva a HDE 226868 en 1971. Las mediciones del desplazamiento Doppler del espectro de la estrella demostraron la presencia de la compañera y permitieron estimar su masa a partir de los parámetros orbitales. [37] Basándose en la alta masa predicha del objeto, supusieron que podría ser un agujero negro como la estrella de neutrones más grande posible.no puede exceder tres veces la masa del Sol . [38]

Con más observaciones que refuerzan la evidencia, a fines de 1973 la comunidad astronómica en general admitió que Cygnus X-1 era muy probablemente un agujero negro. [39] [40] Las mediciones más precisas de Cygnus X-1 demostraron una variabilidad de hasta un milisegundo . Este intervalo es consistente con la turbulencia en un disco de materia acumulada que rodea a un agujero negro: el disco de acreción . Las explosiones de rayos X que duran aproximadamente un tercio de segundo coinciden con el marco de tiempo esperado de la materia que cae hacia un agujero negro. [41]

Esta imagen de rayos X de Cygnus X-1 fue tomada por un telescopio en globo, el proyecto Óptica replicada de alta energía (HERO). Imagen de la NASA.

Desde entonces, Cygnus X-1 se ha estudiado ampliamente utilizando observaciones de instrumentos en órbita y terrestres. [2] Las similitudes entre las emisiones de binarios de rayos X como HDE 226868 / Cygnus X-1 y los núcleos galácticos activos sugieren un mecanismo común de generación de energía que involucra un agujero negro, un disco de acreción en órbita y chorros asociados . [42] Por esta razón, Cygnus X-1 se identifica entre una clase de objetos llamados microcuásares ; un análogo de los quásares , o fuentes de radio cuasi estelares, ahora conocidas por ser núcleos galácticos activos distantes. Los estudios científicos de sistemas binarios como HDE 226868 / Cygnus X-1 pueden conducir a una mayor comprensión de la mecánica degalaxias activas . [43]

Sistema binario

El objeto compacto y la estrella supergigante azul forman un sistema binario en el que orbitan alrededor de su centro de masa cada 5.599829 días. [44] Desde la perspectiva de la Tierra, el objeto compacto nunca va detrás de la otra estrella; en otras palabras, el sistema no se eclipsa . Sin embargo, la inclinación del plano orbital a la línea de visión desde la Tierra sigue siendo incierta, con predicciones que oscilan entre 27 y 65 °. Un estudio de 2007 estimó que la inclinación es48,0 ± 6,8 ° , lo que significaría que el semieje mayor tiene aproximadamente0,2  AU , o el 20% de la distancia de la Tierra al Sol. Se cree que la excentricidad orbital es solo0,0018 ± 0,002 ; una órbita casi circular. [45] [46] La distancia de la Tierra a este sistema es de aproximadamente 1.860 ± 120 parsecs (6.070 ± 390 años luz ). [4]

El sistema HDE 226868 / Cygnus X-1 comparte un movimiento común a través del espacio con una asociación de estrellas masivas llamadas Cygnus OB3, que se encuentra aproximadamente a 2.000 parsecs del Sol. Esto implica que HDE 226868, Cygnus X-1 y esta asociación OB pueden haberse formado al mismo tiempo y ubicación. Si es así, entonces la edad del sistema es aproximadamente5 ± 1,5 Ma . El movimiento de HDE 226868 con respecto a Cygnus OB3 es9 ± 3  km / s ; un valor típico de movimiento aleatorio dentro de una asociación estelar. HDE 226868 se trata de60 parsecs del centro de la asociación, y podría haber alcanzado esa separación en aproximadamente7 ± 2 Ma , lo que coincide aproximadamente con la edad estimada de la asociación. [11]

Con una latitud galáctica de 4 grados y una longitud galáctica de 71 grados, [2] este sistema se encuentra hacia adentro a lo largo de la misma Espuela de Orión en la que se encuentra el Sol dentro de la Vía Láctea , [47] cerca de donde la espuela se acerca al Brazo de Sagitario . Cygnus X-1 ha sido descrito como perteneciente al Brazo de Sagitario, [48] aunque la estructura de la Vía Láctea no está bien establecida.

Objeto compacto

Según diversas técnicas, la masa del objeto compacto parece ser mayor que la masa máxima de una estrella de neutrones . Los modelos evolutivos estelares sugieren una masa de20 ± 5 masas solares , [8] mientras que otras técnicas dieron como resultado 10 masas solares. La medición de periodicidades en la emisión de rayos X cerca del objeto arrojó un valor más preciso de14,8 ± 1 masas solares . En todos los casos, lo más probable es que el objeto sea un agujero negro [45] [49], una región del espacio con un campo gravitacional que es lo suficientemente fuerte como para evitar el escape de radiación electromagnética del interior. El límite de esta región se llama horizonte de eventos y tiene un radio efectivo llamado radio de Schwarzschild , que es aproximadamente44 km para Cygnus X-1. Cualquier cosa (incluida la materia y los fotones ) que pase a través de este límite no puede escapar. [50] Las nuevas mediciones publicadas en 2021 arrojaron una masa estimada de21,2 ± 2,2 masas solares . [6] [7]

La evidencia de tal horizonte de eventos puede haberse detectado en 1992 usando observaciones ultravioleta (UV) con el Fotómetro de Alta Velocidad en el Telescopio Espacial Hubble . A medida que los grupos de materia autoluminiscentes entran en espiral hacia un agujero negro, su radiación se emitirá en una serie de pulsos que están sujetos a un corrimiento al rojo gravitacional a medida que el material se acerca al horizonte. Es decir, las longitudes de onda de la radiación aumentarán de manera constante, como predice la relatividad general.. La materia que choca contra un objeto sólido y compacto emitiría un estallido final de energía, mientras que el material que pasa a través de un horizonte de sucesos no lo haría. Se observaron dos de estos "trenes de pulsos moribundos", lo que es consistente con la existencia de un agujero negro. [51]

Imagen del Observatorio de rayos X Chandra de Cygnus X-1

El giro del objeto compacto aún no está bien determinado. El análisis anterior de los datos del Observatorio de rayos X Chandra con base en el espacio sugirió que Cygnus X-1 no estaba rotando en ningún grado significativo. [52] [53] Sin embargo, la evidencia anunciada en 2011 sugiere que está rotando extremadamente rápido, aproximadamente 790 veces por segundo. [54]

Formación

La estrella más grande de la asociación Cygnus OB3 tiene una masa 40 veces mayor que la del Sol. A medida que las estrellas más masivas evolucionan más rápidamente, esto implica que la estrella progenitora de Cygnus X-1 tenía más de 40 masas solares. Dada la masa estimada actual del agujero negro, la estrella progenitora debe haber perdido más de 30 masas solares de material. Es posible que parte de esta masa se haya perdido en HDE 226868, mientras que el resto probablemente fue expulsado por un fuerte viento estelar. El enriquecimiento de helio de la atmósfera exterior de HDE 226868 puede ser una prueba de esta transferencia de masa. [55] Posiblemente el progenitor pudo haber evolucionado hasta convertirse en una estrella Wolf-Rayet , que expulsa una proporción sustancial de su atmósfera utilizando un viento estelar tan poderoso. [11]

Si la estrella progenitora hubiera explotado como una supernova , las observaciones de objetos similares muestran que lo más probable es que el remanente haya sido expulsado del sistema a una velocidad relativamente alta. Como el objeto permaneció en órbita, esto indica que el progenitor puede haber colapsado directamente en un agujero negro sin explotar (o como mucho produjo sólo una explosión relativamente modesta). [11]

Disco de acreción

Un espectro de rayos X Chandra de Cygnus X-1 que muestra un pico característico cerca6,4  keV debido al hierro ionizado en el disco de acreción, pero el pico está desplazado gravitacionalmente al rojo, ensanchado por el efecto Doppler y sesgado hacia energías más bajas [56]

Se cree que el objeto compacto está orbitado por un disco plano y delgado de materia en acumulación conocido como disco de acumulación . Este disco se calienta intensamente por la fricción entre el gas ionizado en órbitas internas que se mueven más rápido y el que se encuentra en órbitas externas más lentas. Se divide en una región interior caliente con un nivel relativamente alto de ionización (formando un plasma) y una región exterior más fría y menos ionizada que se extiende hasta unas 500 veces el radio de Schwarzschild, [22] o unos 15.000 km.

Aunque muy variable y erráticamente variable, Cygnus X-1 es típicamente la fuente persistente más brillante de rayos X duros —aquellos con energías desde alrededor de 30 hasta varios cientos de keV— en el cielo. [26] Los rayos X se producen como fotones de menor energía en el delgado disco de acreción interno, luego se les da más energía a través de la dispersión Compton con electrones de muy alta temperatura en una corona geométricamente más gruesa, pero casi transparente que lo envuelve, así como por algo más de reflexión de la superficie del disco delgado. [57] Una posibilidad alternativa es que los rayos X puedan ser Compton dispersos por la base de un chorro en lugar de una corona de disco. [58]

La emisión de rayos X de Cygnus X-1 puede variar en un patrón algo repetitivo llamado oscilaciones cuasi-periódicas (QPO). La masa del objeto compacto parece determinar la distancia a la que el plasma circundante comienza a emitir estos QPO, y el radio de emisión disminuye a medida que disminuye la masa. Esta técnica se ha utilizado para estimar la masa de Cygnus X-1, proporcionando una verificación cruzada con otras derivaciones de masa. [59]

Las pulsaciones con un período estable, similares a las que resultan del giro de una estrella de neutrones, nunca se han visto desde Cygnus X-1. [60] [61] Las pulsaciones de las estrellas de neutrones son causadas por el campo magnético de la estrella de neutrones; sin embargo, el teorema sin pelo garantiza que los agujeros negros no tienen polos magnéticos. Por ejemplo, se pensó que el binario de rayos X V 0332 + 53 era un posible agujero negro hasta que se encontraron pulsaciones. [62] Cygnus X-1 tampoco ha mostrado nunca estallidos de rayos X similares a los que se ven en las estrellas de neutrones. [63]Cygnus X-1 cambia impredeciblemente entre dos estados de rayos X, aunque los rayos X también pueden variar continuamente entre esos estados. En el estado más común, los rayos X son "duros", lo que significa que más rayos X tienen alta energía. En el estado menos común, los rayos X son "suaves", y la mayoría de los rayos X tienen menor energía. El estado blando también muestra una mayor variabilidad. Se cree que el estado duro se origina en una corona que rodea la parte interior del disco de acreción más opaco. El estado blando ocurre cuando el disco se acerca al objeto compacto (posiblemente tan cerca como150 km ), acompañado de enfriamiento o expulsión de la corona. Cuando se genera una nueva corona, Cygnus X-1 vuelve al estado duro. [64]

La transición espectral de Cygnus X-1 se puede explicar usando una solución de flujo advectivo de dos componentes, como lo proponen Chakrabarti y Titarchuk. [65] Un estado duro es generado por la Comptonización inversa de los fotones semilla del disco de Keplarian y también los fotones de sincrotrón producidos por los electrones calientes en la capa límite centrífuga soportada por presión ( CENBOL ). [66]

El flujo de rayos X de Cygnus X-1 varía periódicamente cada 5.6 d , especialmente durante la conjunción superior cuando los objetos en órbita están más estrechamente alineados con la Tierra y la fuente compacta está más distante. Esto indica que las emisiones están siendo parcialmente bloqueadas por materia circunestelar, que puede ser el viento estelar de la estrella HDE 226868. Hay aproximadamentePeriodicidad de 300 d en la emisión que podría ser provocada por la precesión del disco de acreción. [67]

Chorros

A medida que la materia acumulada cae hacia el objeto compacto, pierde energía potencial gravitacional . Parte de esta energía liberada se disipa mediante chorros de partículas, alineadas perpendicularmente al disco de acreción, que fluyen hacia afuera con velocidades relativistas . (Es decir, las partículas se mueven a una fracción significativa de la velocidad de la luz ). Este par de chorros proporcionan un medio para que un disco de acreción libere el exceso de energía y momento angular . Pueden ser creados por campos magnéticos dentro del gas que rodea al objeto compacto. [68]

Los chorros Cygnus X-1 son radiadores ineficientes y, por lo tanto, liberan solo una pequeña proporción de su energía en el espectro electromagnético . Es decir, parecen "oscuros". El ángulo estimado de los chorros a la línea de visión es de 30 ° y pueden estar en precesión . [64] Uno de los chorros choca con una parte relativamente densa del medio interestelar (ISM), formando un anillo energizado que puede ser detectado por su emisión de radio. Esta colisión parece estar formando una nebulosa que se ha observado en las longitudes de onda ópticas . Para producir esta nebulosa, el chorro debe tener una potencia promedio estimada de 4–14 × 10 36  erg / s , o(9 ± 5) × 10 29  W . [69] Esto es más de 1.000 veces la energía emitida por el sol. [70] No hay un anillo correspondiente en la dirección opuesta porque ese chorro se enfrenta a una región de menor densidad del ISM . [71]

En 2006, Cygnus X-1 se convirtió en el primer agujero negro de masa estelar que mostró evidencia de emisión de rayos gamma en la banda de muy alta energía, arriba100  GeV . La señal se observó al mismo tiempo que un destello de rayos X duros, lo que sugiere un vínculo entre los eventos. La llamarada de rayos X puede haberse producido en la base del chorro, mientras que los rayos gamma podrían haberse generado donde el chorro interactúa con el viento estelar de HDE 226868. [72]

HDE 226868

Impresión artística del sistema binario HDE 226868 – Cygnus X-1. Ilustración ESA / Hubble.

HDE 226868 es una estrella supergigante con una clase espectral de O9.7 Iab, [2] que se encuentra en el límite entre las estrellas de clase O y clase B. Tiene una temperatura superficial estimada de 31 000 K [10] y una masa de aproximadamente 20 a 40 veces la masa del Sol . Basado en un modelo evolutivo estelar, a la distancia estimada de 2.000 parsecs esta estrella puede tener un radio igual a unas 15-17 [45] veces el radio solar y es aproximadamente 300.000-400.000 veces la luminosidad del Sol . [8] [73]A modo de comparación, se estima que el objeto compacto orbita HDE 226868 a una distancia de aproximadamente 40 radios solares, o el doble del radio de esta estrella. [74]

La superficie de HDE 226868 está siendo tidally distorsionada por la gravedad de la compañera masiva, formando una forma de lágrima que se distorsiona aún más por la rotación. Esto hace que el brillo óptico de la estrella varíe en 0,06 magnitudes durante cada órbita binaria de 5,6 días, y la magnitud mínima se produce cuando el sistema está alineado con la línea de visión. [75] El patrón "elipsoidal" de variación de la luz resulta del oscurecimiento de las extremidades y del oscurecimiento por gravedad de la superficie de la estrella. [76]

Cuando se compara el espectro de HDE 226868 con la estrella similar Epsilon Orionis , la primera muestra una sobreabundancia de helio y una subabundancia de carbono en su atmósfera. [77] Las líneas espectrales ultravioleta e hidrógeno alfa de HDE 226868 muestran perfiles similares a la estrella P Cygni , lo que indica que la estrella está rodeada por una envoltura gaseosa que se aleja de la estrella a velocidades de aproximadamente 1.500 km / s. [78] [79]

Al igual que otras estrellas de su tipo espectral, se cree que HDE 226868 está desprendiendo masa en un viento estelar a una velocidad estimada de2,5 × 10 −6 masas solares por año. [80] Esto es el equivalente a perder una masa igual a la del Sol cada 400.000 años. La influencia gravitacional del objeto compacto parece estar remodelando este viento estelar, produciendo una geometría de viento enfocada en lugar de un viento esféricamente simétrico. [74] Los rayos X de la región que rodea al objeto compacto calientan e ionizan este viento estelar. A medida que el objeto se mueve a través de diferentes regiones del viento estelar durante su órbita de 5,6 días, las líneas UV, [81] la emisión de radio, [82] y los rayos X mismos varían. [83]

El lóbulo de Roche de HDE 226868 define la región del espacio alrededor de la estrella donde el material en órbita permanece unido gravitacionalmente. El material que pasa más allá de este lóbulo puede caer hacia el compañero en órbita. Se cree que este lóbulo de Roche está cerca de la superficie de HDE 226868 pero no se desborda, por lo que el material en la superficie estelar no está siendo eliminado por su compañero. Sin embargo, una proporción significativa del viento estelar emitido por la estrella se atrae hacia el disco de acreción del objeto compacto después de pasar más allá de este lóbulo. [20]

El gas y el polvo entre el Sol y HDE 226868 da como resultado una reducción en la magnitud aparente de la estrella, así como un enrojecimiento del tono: la luz roja puede penetrar más eficazmente el polvo en el medio interestelar. El valor estimado de la extinción interestelar (A V ) es de 3,3 magnitudes . [84] Sin la materia que interviene, HDE 226868 sería una estrella de quinta magnitud [85] y, por lo tanto, visible a simple vista. [86]

Stephen Hawking y Kip Thorne

Póster de la NASA para Cygnus X-1 [87]

Cygnus X-1 fue objeto de una apuesta entre los físicos Stephen Hawking y Kip Thorne , en la que Hawking apostó contra la existencia de agujeros negros en la región. Hawking luego describió esto como una especie de "póliza de seguro". En su libro Una breve historia del tiempo , escribió:

Esta fue una forma de póliza de seguro para mí. He trabajado mucho sobre los agujeros negros, y sería en vano si resultara que los agujeros negros no existen. Pero en ese caso, tendría el consuelo de ganar mi apuesta, que me haría ganar cuatro años de la revista Private Eye . Si existen agujeros negros, Kip obtendrá un año de Penthouse . Cuando hicimos la apuesta en 1975, estábamos 80% seguros de que Cygnus X-1 era un agujero negro. A estas alturas [1988], diría que estamos seguros en un 95%, pero la apuesta aún no se ha resuelto. [88]

Según la edición actualizada del décimo aniversario de A Brief History of Time , Hawking ha concedido la apuesta [89] debido a los datos de observación posteriores a favor de los agujeros negros. En su propio libro, Black Holes and Time Warps , Thorne informa que Hawking concedió la apuesta al irrumpir en la oficina de Thorne mientras estaba en Rusia , encontrar la apuesta enmarcada y firmarla. [90] Si bien Hawking se refirió a la apuesta como que se llevó a cabo en 1975, la apuesta escrita en sí (con la letra de Thorne, con sus firmas y la de Hawking) lleva firmas de testigos adicionales bajo una leyenda que dice "Presencié el décimo día de diciembre de 1974". [91] Esta fecha fue confirmada por Kip Thorne en el episodio del 10 de enero de 2018 deNova en PBS . [92]

Cultura popular

Cygnus X-1 es el tema de una serie de canciones en dos partes de la banda canadiense de rock progresivo Rush . La primera parte, "Libro I: El viaje", es la última canción del álbum de 1977 A Farewell to Kings . La segunda parte, "Libro II: Hemisferios", es la primera canción del siguiente álbum de 1978, Hemisferios . La letra describe a un explorador a bordo de la nave espacial Rocinante , que viaja al agujero negro creyendo que puede haber algo más allá. A medida que se acerca, se vuelve cada vez más difícil controlar la nave y finalmente es atraído por la fuerza de la gravedad.

Ver también

  • Binario de rayos x
  • Lista de agujeros negros más cercanos
  • Agujero negro estelar

Referencias

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enlaces externos

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  • Staff (1 de abril de 1996). "Cygnus X-1, el agujero negro" . Observatorio Astronómico de la Universidad Jagellónica . Consultado el 24 de marzo de 2008 .
  • Cyrmon, W .; et al. (18 de diciembre de 2002). "Agujero negro en Cygnus" . ESA . Consultado el 29 de marzo de 2008 .
  • Nemiroff, R .; Bonnell, J., eds. (8 de junio de 2009). "Posibles proyectiles de chorro de aire cerca de Microquasar Cygnus X-1" . Imagen de astronomía del día . NASA . Consultado el 8 de junio de 2009 .
  • Cygnus X-1 en WikiSky : DSS2 , SDSS , GALEX , IRAS , hidrógeno α , rayos X , astrofoto , mapa del cielo , artículos e imágenes
  • Cygnus X-1 en Constellation Guide
  • Observaciones de NuSTAR y Suzaku del estado duro en Cygnus X-1: localización del disco de acreción interno Michael Parker, 29 de mayo de 2015
  • Primera vista de NuSTAR del universo de rayos X de alta energía NASA / JPL-Caltech 28 de junio de 2012
Registros
Precedido por
Ninguno
Cyg X-1 es el primer agujero negro descubierto
 Agujero negro menos distante
1972-1986		Sucesor
V616 Monocerotis
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